GALAKSİLER ve EVREN
Yıldız Kümeleri
Samanyolu içinde yıldızlar tek ve çift ya da birkaç yıldızlı sistemler olarak bulundukları gibi çoklu sistemler olarak da bulunurlar; bunlara, yıldız kümeleri denir. Bir yıldız kümesi, fiziksel olarak birbirlerine çekimsel bağlılıkları olan yıldızlar grubu olarak tanımlanabilir. Küme içindeki yıldızların uzaydaki hareketleri incelendiğinde, aynı hızla, aynı yönde ve belli bir noktaya doğru hareket ettikleri görülür. Yıldızların bu özellikleri kümeye ait olup olmadıklarını belirler. İki tür yıldız kümesi vardır:

Açık Yıldız Kümesi
Yıldızların kümelenmesi bir merkez etrafında değildir ve dağınıktır. Çekimsel bağlılıkları gevşektir. Böyle kümelere, açık kümeler denir. Açık yıldız kümelerinde; genç yıldızlar, gaz ve toz bulunur. Bu kümelerde yaklaşık 100 ile 10000 arasında yıldız vardır. Öküz (Taurus) takım yıldızı içindeki Ülker, ve yine Öküz takım yıldızı içindeki Hyades bu gruba birer örnektir. Bu kümeler çıplak gözle görülebilir. Ülker kümesi 250 den fazla yıldız içermekle beraber, ancak 6-7 tanesi çıplak gözle görülebilecek kadar parlaktır. Ülker açık kümesinin çapı 40 ışık yılı kadardır. (Işık, kümenin bir ucundan diğer ucuna 49 yılda gitmektedir.) Açık yıldız kümeleri galaksi düzleminde, genellikle sarmal kolların içinde veya yakınında bulunurlar.
Küresel yıldız kümesi

Kümelenmeleri küre şeklini andıran çok büyük ve sıkışık olan yıldız kümelerine, küresel yıldız kümesi denir. Küresel yıldız kümelerinde yaşlı yıldızlar bulunur ve bu kümelerde 10000 ile 1000000 arasında yıldız vardır. Güneş komşuluğunda küresel küme yoktur, çoğu galaksi düzleminden uzaktır. Galaksimizin merkezi etrafında küresel bir dağılım gösterirler.
Yıldızlararası Madde
Uzay boşluğu sanılan yıldızlararası ortamda madde vardır; ancak, bu maddenin yoğunluğu yıldızlardaki yoğunluktan milyonlarca kez daha azdır. Yıldızlararası madde, gaz ve toz parçacıklarından oluşur. Örneğin, 1 cm3 lük yıldızlararası uzayda ortalama olarak bir atom ve 1 km3 lük uzayda ise 25-50 arasında küçük parçacık bulunur; buna karşın, Yer'de, deniz seviyesinde, 1cm3 lük hacimde milyarlarca molekül bulunmaktadır.



Yıldızlararası ortamdaki maddenin içeriğine biraz daha ayrıntılı bakıldığında aşağıdaki elemanlardan oluştuğu görülür:
a- Sıcaklığı 10-10000oK arasında olan ve soğuk madde olarak kabul edilen nötr ya da iyonlaşmış gaz, moleküller ve toz parçacıkları, ışınım gücü yüksek, sıcak yıldızlar, uzaya yaydıkları enerji ile, çevrelerindeki gazın sıcaklığını yükseltirler ve gazı iyonlaştırırlar. Gözlenen iyonlaşmalardan, ortamdaki sıcaklığın 10000oK civarında olduğu sonucu çıkarılmaktadır. Yıldızlararası ortamda enerjisi veya sıcaklığı 10000oK kadar olan maddeye soğuk madde denilmektedir.
b- Enerjisi veya sıcaklığı çok daha yüksek olan ve kozmik ışınlar denilen atom çekirdekleri.
c- Bildiğimiz Röntgen ışınları, morötesi ışınlar ve genel olarak elektromanyetik ışınlar.
d- Çok yüksek enerjili ve nötrino denilen, Büyük-Patlama (Big-Bang) sonucu ortaya çıkan ve yıldızların evrimleri süresinde salınan parçacıklar.
e- Manyetik alan.
1944 yılında Hollanda'lı Van de Hulst, hidrojen atomunun 21 cm de bir radyo dalgası yaydığını ve bunun gözlenebileceğini öngörmüştür. Yıldızlararası ortamda en bol hidrojen olduğu için söz konusu buluş oldukça önemlidir. Daha da önemlisi radyo dalgaları yıldızlararası ortamdaki kozmik tozlardan etkilenmektedir veya kozmik tozlar tarafından soğurulmaktadır. Böylece çok uzaklardaki gök cisimlerinden gelen radyo yayınları gözlenebilmiştir. Optik astronomiye göre radyo astronominin gücü, radyo dalgalarının bu özelliğinden kaynaklanmaktadır.
1945 yılında 2.Dünya Savaşı bittikten sonra bilim adamları sivil görevlerine döndü. Savaş süresince bilimsel birikimler ve teknolojik gelişmeler oldu. Bu birikim radyo astronominin hızla gelişmesini sağladı. Radyo teleskoplar gelişti. Böylece yıldızlararası maddenin yapısının ayrıntılı olarak incelenmesi kolaylaştı. Galaksimizdeki nötr hidrojen gazının dağılım haritası çıkarıldı. Yıldızlararası ortamda soğuk bölgelerde ve hidrojen atomu gibi radyo yayını yapan birçok molekül keşfedildi. Bugün yıldızlararası ortamda canlıların yapısında bulunan organik maddeleri içeren 45 ten fazla molekül gözlenmiştir. Bunlardan bazıları; su buharı, formik asit, metil alkol, formaldehid ve hidrojen siyanürdür. Bu moleküllerin çoğu 1970 li yıllardan sonra gözlenmiştir.
Bulutsular (Nebulae, Tekil: Nebula)
Yukarıda söz edilen yıldızlararası ortamdaki gaz ve toz yer yer (yoğunluğu 10 cm3 ile 106 cm3 arasında değişen) birikintiler oluşturur. Bunlara, bulut ya da bulutsu (nebula) denir. Bulutsular Samanyolu içinde görüldüğü gibi, başka galaksiler içinde de gözlenmektedir. Optik olarak parlak görünenleri olduğu gibi, karanlık görünenleri de vardır. Ancak, içerdikleri madde aynıdır. Farkları, içlerinde ışık kaynağının olup olmamasındadır. Son tahminlere göre yıldızlararası maddenin %99'u gaz ve geriye kalan %1'i de küçük toz parçacıklarından

ibarettir. Yıldızlararası ortamda gaz ve toz beraberce bulunurlar. Ancak, kütle olarak gazın toza oranı 100'e 1 gibidir. Yıldızlararası ortamda, temelde hidrojen, ve bir miktar helyum, karbon, azot, oksijen, neon, demir ve bunun gibi elementler bulunmaktadır. Bu kimyasal yapı genç yıldızların yapısını andırmaktadır. Böylece yıldızların, yıldızlararası gaz ve toz bulutlarından oluştuğu anlaşılmaktadır. Yıldızlararası ortamda çeşitli boyut ve kütlelerde bulutsuya rastlanmaktadır. Örneğin, boyutları 0,1 ışık yılı ile 35 ışık yılı arasında olan toz bulutları gözlenmektedir. Buna karşın dev molekül bulutlarından da söz etmek gerekir. İsminden de anlaşılacağı gibi molekül bulutları içinde hem çeşit hem de sayı bakımından daha çok molekül bulunmaktadır. Molekül bulutları karanlık bulutsulardan hem daha yoğun hem daha sıcak hem de hacim olarak daha büyüktür, genellikle ışınım yayan bulutsuların yakınında bulunurlar. Bulutsuların kütleleri tipik olarak 60-100 güneş kütlesi aralığında olmakla beraber daha küçük ve daha büyük olanları da vardır.
Parlak Bulutsular
Yakınında çok sıcak bir yıldızın veya birden fazla yıldızın aydınlattığı ve bunun sonucu ışık saçan bulutsular, parlak bulutsular olarak adlandırılır. Kimi parlak bulutsular yalnız aydınlatan yıldızın ışığını yansıtırlar; bunlara, bazen yansıma bulutları da denir. Çoğunda ise aydınlatan sıcak yıldızın yaydığı yüksek enerjili ışınlar bulutsu içindeki hidrojen gazı tarafından soğurulur ve daha sonra H± olarak tekrar salınırlar. Bu nedenle bu tip bulutsulara, bazen salma bulutsuları da denir. Güneşin de içinde bulunduğu "Orion" sarmal kolu içinde bulunan Orion takım yıldızındaki Büyük bulutsu bu tipe bir örnektir.
Karanlık Bulutsular
Samanyolu'nun teleskoplarla fotoğrafı çekildiğinde yer yer karanlık bölgeler dikkati çeker. Seksen veya doksan yıl önce ilk gözlendiklerinde, bu bölgelerin birkaç yıldızın bulunduğu delikler olduğu sanılmıştı. Ancak, şimdi biliyoruz ki karanlık görünen bu görüntüler büyük gaz ve toz bulutlarıdır. Daha uzaktaki gök cisimlerinden gelen ışığı engellerler ve geçirmezler, bu sebeple karanlık görünürler. Bu tip bulutsuların arkasında kalan bölgelerdeki gök cisimlerini görmemiz olası değildir. Yine Orion takım yıldızı içinde bulunan Atbaşı Bulutsusu bu gruba iyi bir örnektir.





Gezegenimsi Bulutsular
Bazı yıldızlar yaşamlarının belli bir evresinde patlama gösterirler ve dış katmanlarındaki maddeyi uzaya atarlar. Uzaya atılan madde yıldızın etrafında ve çekim alanı içinde kalır. Bunu soğanın dışındaki birkaç katmanın göbek kısmından ayrılması gibi düşünebiliriz. Ayrılan ve kabuk şeklindeki bulutsu dışa doğru yavaş yavaş genişler. Bunlar, merkezi yıldız etrafında kabuk oluştururlar. Esasen gezegenlerle hiçbir ilgileri yoktur. Ancak görünüşü, teleskoplarla bakıldığında gezegenlerin görünüşünü andırdığı için bu adla anılmaktadırlar. Çalgı (Lyra) akım yıldızın içindeki Yüzük Bulutsusu bu tipe güzel bir örnektir.
Süpernova kalıntıları
Boğa takım yıldızı içindeki Yengeç bulutsusu buna en güzel örnektir. Belli bir kütleye sahip olan yıldızlar, yaşamlarının belli bir evresinde şiddetli bir patlama geçirirler. Kütlelerinin yarısından fazlasını uzaya atarlar. Geriye, sıkı, eksen etrafında milisaniyelik dönme periyodu olan ve bugün nötron yıldızı olduğunu bildiğimiz atarca (puslar) kalır. Atılan gaz kütlesi merkezdeki yıldız etrafında yavaş yavaş genişleyen bulutsuyu oluşturur. Yengeç bulutsusu böyle oluşmuş bir bulutsudur. Onu oluşturan patlamayı Çinliler 1054 yılında gözlemiş ve gündüz ikinci bir güneş gibi bir süre izlemişlerdir, çünkü patlama sonucunda yıldız parlaklığını milyon kez artırmaktadır. Benzer bir oluşum 1987 yılında Büyük Macellan Bulutu içinde de gözlenmiştir. Ancak bu süpernova çok uzak (yaklaşık 160000 şık yılı) olduğu için gündüz görülememiş, güney enlemlerden geceleri gözlenebilmiştir.
Galaksimiz: Samanyolu
Ormana girdiğimizde tek tek ağaçları görürüz ve ormanın şeklini anlayamayız. Benzer şekilde; içinde bulunduğumuz için galaksimizin tamamını görebilmemiz mümkün değildir. Ancak galaksilerin fotoğrafını çekebiliriz. Gece gökyüzüne baktığımızda görünen; gök küreyi yaklaşık olarak büyük daire boyunca saran parlak ve yaygın ışık bandına; Samanyolu denir. İngilizce'de sütlü yol anlamında "Milky Way" olarak bilinmektedir. Samanyolu'na üstten ya da yandan bakabildiğimizi varsayalım. Yandan bakıldığında kurbağa yutmuş yılanı andırır, üstten bakıldığında ise sarmal kolları açık olarak görülür ve yassı bir cep saatine benzer. Samanyolu diskinin çapı 100 bin ışık yılıdır. (Bir ışık yılı, 300000 km/s hızla hareket eden ışığın bir yılda aldığı yoldur.) Yandan bakıldığı zaman ki kalınlığı ise 15 bin ışık yılıdır. Güneş, Samanyolu merkezine yaklaşık 30 bin ışık yılı uzaklıkta ve Samanyolu düzleminin 26 ışık yılı kuzeyindedir. Sarmal kollarda; gaz, toz, molekül bulutları, genç yıldızlar ve açık kümeler bulunur. Yaşlı yıldızlar ve küresel kümeler ise Samanyolu merkezi etrafında daha küresel bir dağılım gösterir.




Samanyolu'nun Dönmesi
Araştırmalar, Samanyolu'nun merkeze yakın iç kısmının katı bir cisim gibi döndüğünü göstermiştir. İç kısımdan uzaklaştıkça, merkezden dışarıya doğru yörünge hızları artar ve güneşin bulunduğu yere gelmeden önce veya güneş dairesi civarında hız değişimi yön değiştirir. B noktadan sonra yörünge hızları uzaklıkla ters olarak değişir; hızlarda yavaşlama görülür. Yörünge hızlarının merkezden dışarıya doğru değişmesi, Samanyolu'nun şişkinliğe dik eksen etrafında farklı (diferansiyel) dönmesi olarak tanımlanır.
İkinci Dünya Savaşından sonra radyo teleskopların gelişmesi ve hidrojen atomunun 21 cm dalga boyunda radyo ışınımı yaydığının keşfedilmesi Samanyolu'nun dönmesinin ayrıntılı gözlenmesini mümkün kılmıştır. Doppler kaymasından yararlanarak, 21 cm radyo yayını yapan hidrojen bulutlarının dönme hızları bulunmuş ve farklı dönmenin olduğu belirlenmiştir. Zaten üstten görünüşünün verdiği izlenim, sarmal kollar ve şeklinin basıklığı da bunu anlatmaktadır.
Güneşin Samanyolu merkezi etrafında dolanma hızı yaklaşık 220 km/s dir. Böylece Güneş sistemi, merkez etrafındaki bir dolanmayı yaklaşık 200 milyon yılda tamamlar.
Optik ve radyo gözlemleri Samanyolu'nun 3 ana sarmal kolunun olduğunu göstermiştir. En içte Sagittarius, daha sonra Orion ve en dışta Perseus sarmal kolu bulunmaktadır. Güneş sistemimiz Orion sarmal kolu içinde yer almaktadır.
Güneş komşuluğunda gözlenen dönme hareketinden ve Samanyolu'nun kütlesini hesap etmek mümkün olmuştur. Buna göre Samanyolu'nun kütlesi 100 milyar güneş kütlesine eşdeğerdir. Bu demektir ki Samanyolu yaklaşık 100 milyar yıldız içermektedir.

Dış Galaksiler
Immanuel Kant ve T. Wright gibi filozoflar, milyonlarca yıldızdan oluşan Samanyolu'nun dışında, bağımsız sistemlerin varlığını tartışmışlardı. Gerçekten de bugün böyle olduğu gözlemsel olarak gösterilmiştir. Teleskop ve fotoğrafın gelişmesinden sonra çok sayıda bulutsu keşfedildi. Bunların, önceleri; Samanyolu içinde olduğu sanılmıştı, fakat sonradan çoğunun Samanyolu içinde değil dışında, daha uzakta ve milyarlarca yıldız içeren birer sistem olduğu anlaşıldı. Bunu ilk kez 1924 yılında E. Hubble gösterdi. E. Hubble Andromeda galaksisini gözledi ve uzaklığını, içindeki cepheid türü değişen yıldızlar yardımıyla ölçerek Samanyolu'nun dışında olduğunu kanıtladı. Bugün Andromeda galaksisinin bize 2 milyon ışık yılı uzaklıkta, buna karşın Samanyolu galaksisinin çapının yalnız 100000 ışık yılı olduğunu biliyoruz. Bunu, başka galaksilerin keşfi

izledi. Böylece evrende, Samanyolu galaksisi dışında, başka galaksilerin var olduğu keşfedilmiş oldu.
Galaksi Türleri
Şekil bakımından üç tür galaksi vardır; sarmal kollu, eliptik ve belli bir şekli olmayan düzensiz galaksiler. Sarmal kollu galaksilerin kütleleri 1 milyar ile 200 milyar güneş kütlesi büyüklüğündedir. Bu galaksilerde, özellikle sarmal kollarda, gaz ve toz bulunmaktadır. Bu bölgelerde yeni yıldızların oluştuğu bilinmektedir. Eliptik galaksilerin kütlesi 1 milyon ile 10 trilyon güneş kütlesi büyüklüğündedir. Eliptik galaksilerin içinde hiç toz yok, fakat çok az gaz vardır. Bu nedenle yeni yıldız oluşumları gözlenmektedir. Düzensiz galaksilerin kütlesi ise 100 milyon ile 30 milyar güneş kütlesi arasında değişmektedir. Düzensiz galaksilerde gaz çoktur.
Radyo Galaksiler
İkinci Dünya Savaş'ında radar, yoğun olarak kullanıldı. Bunun sonucu 1950'li yıllarda radyo teleskoplar gelişti. 1944'te hidrojen atomunun radyo dalgası yayacağı öngörülmüştü. Bunun gözlemlerle keşfi ve hidrojen atomunun evrenin her yerinde bol miktarda varolması yeni bir çağ başlattı. Radyo teleskoplarla evrenin çok uzak bölgeleri de kolayca gözlenir oldu. Birçok radyo ışınımı yayan kaynak gözlendi. Bunların galaksi oldukları anlaşıldı. Böylece yüzyılın ikinci yarısının başlarında tek radyo galaksiler ve radyo galaksi grupları gözlenmiş ve kataloglar düzenlenmiştir.
Radyo ışınımı yayan galaksiler; eliptik, sarmal veya düzensiz türde olabilir. Bazı hallerde optik olarak tek bir nesne görülürken, aynı bölgeden iki ayrı merkezden radyo ışınımının geldiği belirlenmiştir. Modem interferometrelerde yapılan ayrıntılı radyo gözlemleri, radyo galaksilerin birçoğunda radyo yayını yapan büyük bulutların, merkezdeki optik galaksiye göre simetrik konumda olduğunu göstermiştir. Radyo galaksilerin bu şekilde çift yapı göstermeleri merkezdeki optik galakside meydana gelen şiddetli patlamaların sonucu oluştukları izlenimini vermektedir. Böylece radyo yayını yapan bulutların ortak bir çıkış noktası vardır ve birbirleriyle fiziki bağlantıları mevcuttur.
Kuazarlar ve Genişleyen Evren:
Kuazarlar
Konumları çok iyi bilinen bazı radyo kaynaklarının gözledikleri yerlerde optik galaksi bulunamamıştır. Bununla beraber, bazı hallerde radyo kaynağı ile aynı konumda olan sönük, yıldızımsı nesnelerin fotoğrafı çekilmiştir. Böyle bir nesne ilk kez 1960 yılında 3C48 numaralı radyo kaynağının bulunduğu yerde keşfedilniştir. Bu keşfi T. Matthews ve A. Sandage Amerikan Astronomi Derneği'nin 107. toplantısında aynı yıl açıklamıştır. Cambridge kataloğuna göre 3C48 olarak bilinen bu ilk nesneden sonra, 1963 de 3C273 ve 1967 ye gelindiğinde 10'nin üzerinde benzer nesne gözlenmiştir. Bir yıldız gibi küçük göründüğünden bunlara "yıldızımsı nesne" (quasi- stellar object=quasar) adı verilmiştir. Kuazarlar şimdiye kadar gözlenebilen en uzak cisimlerdir. Evrenin gözlenebilir en uç

sınırlarındadırlar. Hem optik hem de radyo bandında müthiş enerji yayarlar. Tipik bir kuazarın yaydığı enerji, Güneş'in enerjisinden 10 trilyon kez daha fazladır. Bu enerji patlama şeklinde yayılmaktadır. Böyle bir enerjiyi tek başına uzaya yayabilen bir cismin kütlesinin çok büyük olması gerekir ki bunun da Güneş'in bir milyar katı civarında olduğu tahmin edilmektedir. Bu nedenle kuazarların galaksi çekirdekleri olabileceği düşünülmektedir.
3C273 isimli radyo kaynağı araştırıldığında, kuazarın tayfı alınabilecek kadar parlak olduğu belirlenmiştir. Bu belirlemeden sonra kuazarların yüksek kırmızıya kayma gösterdikleri keşfi yapılmıştır. (Kırmızıya kayma, ışık yayan kaynağın gözlemciden göreceli olarak uzaklaşması sonucu söz konusu kaynaktan gelen fotonların daha düşük enerjilere veya daha düşük frekanslara olan kaymasıdır.) Eğer bu Doppler kaymasından kaynaklanıyor ise 3C273 bizden ışık hızının %16 sı bir hızla uzaklaşmaktadır. Benzer şekilde 3C48 kuazarının da bizden, ışık hızının %37 si kadar bir hızla uzaklaştığı bulunmuştur. Galaksilerde bu kadar yüksek uzaklaşma hızı gözlenmemektedir. Uzaklaşma hızlarından, bize olan uzaklıkları Hubble yasası yolu ile tayin edilebilmektedir. Radyo frekanslarındaki müthiş aktivite, kuazarların çekirdeğinden periyodik olarak yüksek enerjili elektron bulutlarının atılması ile açıklanabilir. Bununla beraber elektron bulutlarının çekirdekten dışarıya atılmasını sağlayan mekanizmayı besleyen enerji kaynağının ne olduğu tam olarak bilinmemektedir. Kuazarlardaki bu büyük enerji gereksinmesinin, merkezdeki büyük kütleli kara deliklerin çekimi sonucu merkeze düşen maddenin ortaya çıkardığı çekim enerjisi ile karşılandığı düşünülmektedir. Daha önce, 3C48 ve 3C273 ün yüksek kırmızıya kayma gösterdiklerinden söz edilmişti. Genel olarak kuazarlar, yüksek kırmızıya kayma göstermektedir. Birçok kuazarda kırmızıya kayma miktarının 2 ve daha yüksek olduğu bulundu. Bu da kuazarların bizden uzaklaşma hızlarının ışık hızının %80 yöresinde olduğunu gösterir.
Genişleyen Evren
Bizden yaklaşık 15 milyar ışık yılı uzaklıktaki gök cisimlerinin uzaklık ölçümleri yapılabilmektedir. Uzaklık ölçümündeki bu sınır teknolojinin koyduğu bir sınırdır. Uzak galaksiler gözlendiğinde bizden uzaklaştıkları görülmektedir. Bu gözlemler ilk kez Hubble ve Lundmark tarafından 1920'lerde yapıldı. Aynı yıllarda Hubble, ABD'de Mount Wilson Gözlemevi'nde yaptığı çalışmalarında birçok galaksinin uzaklıklarını tayin etti. Aynı galaksilerin uzaklaşma hızlarını da ölçtü. Ölçümlerini yaptığı 45 kadar galaksinin hızlarını uzaklıklarına karşı bir grafikte noktaladı. Bu grafiğin bir doğru olduğunu gördü ve hız ile uzaklık arasında aşağıdaki bağıntıyı elde etti: V=H-d
Burada V, galaksinin bizden uzaklaşma hızı, d uzaklığıdır. H ise söz konusu grafikteki doğrunun eğimidir ve Hubble sabiti olarak bilinir. H sabitinin yaklaşık değeri 17 km/s/milyon ışık yılıdır. Bu demektir ki uzaklık 1 milyon ışık yılı artınca hız 17 km/s artar. V- d arasındaki bu bağıntı evrenin genişlediğini gösteren meşhur Hubble Yasasıdır. Bu yasaya göre başka galaksi kümelerinde bir cisim bizden ne kadar uzakta ise küme ile beraber o kadar büyük hızla bizden uzaklaşmaktadır. Bir önceki kısımda kuazarların çok uzaklarda gözlendiğini söyledik. Büyük hızlarla bizden uzaklaştıklarını da belirttik. Bu sonuçlar da Hubble Yasasına uymaktadır.




Evren Modelleri
Son 25-30 yıl içinde evreni anlamamamızda gerçek bir devrim yaşandı. Gözlem teknikleri gelişti. Radyo, milimetre, kırmızı ötesi, X- ışını ve gama ışını dalga boylarında gözlemler

yapılabilir hale geldi. Yer üzerinden olduğu kadar, uzaydan da gözlemler yapıldı. Yeni geliştirilen alıcılar, detektörler ve çok hızlı bilgisayarlar astronomide baş döndürücü gelişmelere neden oldu. Bu gelişmeler, evrenin anlaşılmasına önemli katkılar yaptı. Bu arada fizikte de benzer gelişmeler oldu ve bu bilgiler de evrenin anlaşılmasına katkılarda bulundu. Öncelikle, evrenin şu andaki içeriğinin ne olduğundan başlamakta yarar var. Önce, bildiğimiz maddeyi sayalım. Bildiğimiz madde ile yıldızlar, gaz ve toz kastediliyor. Bunlar optik gözlemlerle saptanan maddeyi temsil etmektedir. Söz konusu maddenin, sıcaklığı 3000 ile 30000 K arasındaki maddedir ki bu sıcaklıklar kara cisim sıcaklıklarıdır. Evrendeki maddenin çoğu bu haldedir. Yıldızlar, gaz ve toz, galaksileri oluştururlar. Bunlar belki de başlangıç koşullarının farklı olması nedeniyle farlı olmuştur. Galaksiler evrenin temel taşlarıdır. Tek başına bulunan galaksiler azdır, daha çok gruplar halinde bulunurlar. Daha önce de söz edildiği gibi galaksi kümelerinden de büyük yapıların varlığı söz konusudur. Bununla beraber, gökyüzünde yeterli büyüklükteki alanlarda ortalama alınırsa, içerdiği madde miktarı bakımından evren her yönde aynı görülmektedir. Buna, evrenin eşyönlülük özelliği denir. Evrenin ikinci bileşeni ışınımıdır. Kozmoloji için en önemli olanı bunun kara cisim bileşenidir. Einstein'ın E=mc2 denklemini kullanarak kütle karşılığını bulduğumuzda, bilinen normal madde yoğunluğundan 1000 kez daha küçük olduğu görülür. Başka bir deyişle, evrendeki ışınımın yoğunluğu normal madde yoğunluğunun binde biri kadardır. Mikrodalga arka-alan ışınımının (Büyük Patlama ile evrenin yayıldığı düşünülen ve evrenin her yerinde gözlenen ışınım ki yayıldığı zamanın izlerini taşımaktadır ve bu bakımdan çok önemlidir.) İlginç iki özelliği vardır: Birincisi her yönde aynı şiddetle gözlenmesi, eş yönlü olması; ikincisi ise bu ışınımın 2.7 K lik bir kara cisim ışınımı olmasıdır. Bu astronomide rastlanabilecek en iyi bir kara cisim ışıması olarak düşünülmelidir. Önemi, evrende belli bir zamanda, madde ile ışınımın aynı sıcaklıkta dengede olmuş olduğudur. Son olarak, evrenin üçüncü bileşeni normal olmayan maddedir. Bunu ikiye ayırabiliriz; Relativistik plazma ve manyetik alan (karanlık veya saklı madde). Bunlardan, ikinci kategorideki madde üzerinde biraz durmak istiyoruz. Galaksi veya galaksi kümeleri gibi büyük sistemlerin yaydıkları ışınımdan hareketle, sistemin dinamiğinde bulunan madde miktarı açıklanamamaktadır. Galaksi kümeleri için böyle bir durum uzun yıllar bilinmekteydi, ancak son yıllarda aynı şeyin büyük galaksiler için de geçerli olduğu bulunmuştur. Böylece, evrende göremediğimiz bir maddenin varlığı söz konusudur. Görünmeyen bu madde ışınım yaymayan yıldızlararası gezegenler, çok küçük kütleli yıldızlar, ağır nötrinolar, bilinmeyen ve zayıf etkileşen temel parçacıklar, küçük kara delikler, büyük kara delikler, süper kara delikler vb. olabilir. Bilim ve tekniğin gelişmesiyle ileride bunların bir kısmı gözlenebilir ve bir kısmı için de dolaylı kanıtlar bulunabilir. Önceleri bu maddeye, kayıp madde deniliyordu; ancak, bu kullanımının yanlış olduğu açıktır, çünkü bu madde kayıp değil, evrende bir yerlerde bulunmaktadır, fakat biz onu göremiyoruz.

Beğeniler: 0
Favoriler: 0
İzlenmeler: 9233
favori
like
share
zorro Tarih: 20.11.2007 13:01
ellerine sağlık usta güzel çalışma olmuş